射电天文望远镜是怎样探测的.

射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异，它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号，分析其强度，频谱和偏振来进行研究。其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度。从光学中，我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比，与望远镜的口径D成反比。由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上，而射电望远镜工作在毫米数量级上，之间相差10000倍，那么要达到同样的分辩率，射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍。好在，由于运用了射电干涉仪，可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径。这种技术叫做甚长基线干涉。它可以使有效口径大到几千公里甚至更远，从而大大提高了分辩率，使人们有可能看到天体的精细结构。然而有得必有失，灵敏度在分辩率提高的同时却降低了。灵敏度取决于射电望远镜的有效面积，天线造的越大，其灵敏度越高。然而由于射电干涉仪的运用，我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径，却没有增大与其对应的天线的有效面积，从而使射电望远镜灵敏度成倍下降，这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析。

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射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜。接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大，并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照。
电磁波信号，主要是微波波段——频率为GHz量级，波长为厘米或毫米级。光波波段频率更高，波长更短（几百纳米）。
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。
自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在193